AGN meccanismi di emissioneAGN meccanismi di emissionee modello unificatoe modello unificato

introduzione storicaprima classificazione degli AGNspettrimeccanismi di emissioneIPOTESI DI LAVOROmodello unificatoriclassificazione alla luce del modello unificato

extrasbibliografia e referenze

200103

Lea Giordano

INTRODUZIONE STORICA

Carl SeyfertMarkarianKhachikian e Dan Weedmanscoperta dei QUASARs

mdash3C 48mdash3C 273

Carl Seyfert

Carl Seyfert scoprigrave che alcune galassie possedevano la peculiaritagrave di avere nuclei straordinariamente brillanti e puntiformiNel 1943 selezionograve dalla survey dellrsquoosservatorio 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 analizzograve lo spettroCinque delle suddette galassie erano spirali tranne NGC1275 unrsquoirregolare peculiareDa allora ldquogalassia di tipo Seyfertrdquo indica unrsquointera classe di galassie attive

NGC 1068

NGC 4051

NGC 4151

NGC 3565

NGC 7469

BE Markarian

Nel 1963 pubblica i risultati dello studio di 41 galassie peculiari di cui si ha evidenza di emissione non termica ovvero non direttamente proveniente dalle fotosfere stellari Sono incluse tutte le galassie analizzate da SeyfertMarkarian inizia una survey (con il telescopio Schmidt da 1m del Byurakan Observatory in Armenia) selezionando una serie di oggetti che presentano un eccesso blu-UV nel loro continuo che termineragrave con la pubblicazione di un catalogo comprendente circa 1500 galassie che oggi sono note come Markarian galaxiesIn realtagrave questa non egrave una classe vera e propria di AGN ma piuttosto una selezione di oggetti a basso redshift che presentano una particolare caratteristica dellrsquoattivitagrave galattica lrsquoeccesso blu-UV

Markarian thumbnails

Markarian 421 ndash

broad band spectrum

Khachikian e Dan WeedmanNel 1974 grazie ai progressi delle tecniche spettrografiche riclassificano le galassie di tipo Seyfert in due classi

Seyfert type ISeyfert type Irighe permesse H (in massima parte) HeI HeII e FeII con [FWHM] corrispondenti a velocitagrave comprese tra 1 e 104kmsrighe proibite OIII hanno [FWHM] corrispondenti a soli ~103kms

Seyfert type IISeyfert type IIrighe permesse e proibite hanno circa le stesse [FWHM] pari a ~103kms

SCOPERTA DEI QUASARsI quasar furono identificati per la prima volta (negli anni 50 del secolo scorso) come intense sorgenti radio piuttosto estese Poicheacute le controparti ottiche erano puntiformi furono identificati con lrsquoacronimo di QSRSs (Quasi-Stellar Radio Sources) da cui QUASARsLrsquoemissione di queste sorgenti presenta una variabilitagrave su tempi scala di decine di mesi (molto meno in alcuni casi) il che porta a pensare che deve esserci qualcosa di veramente peculiare nella geometria della regione emettitrice le dimensioni della regione da cui proviene la luce non possono essere superiori al tempo che la luce stessa impiega per attraversare la regione Da questo possiamo ricavare un limite superiore per le dimensioni lineari della regione di variazione che per i quasar in genere egrave al massimo di 1 anno luce

3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

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INTRODUZIONE STORICA

Carl SeyfertMarkarianKhachikian e Dan Weedmanscoperta dei QUASARs

mdash3C 48mdash3C 273

Carl Seyfert

Carl Seyfert scoprigrave che alcune galassie possedevano la peculiaritagrave di avere nuclei straordinariamente brillanti e puntiformiNel 1943 selezionograve dalla survey dellrsquoosservatorio 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 analizzograve lo spettroCinque delle suddette galassie erano spirali tranne NGC1275 unrsquoirregolare peculiareDa allora ldquogalassia di tipo Seyfertrdquo indica unrsquointera classe di galassie attive

NGC 1068

NGC 4051

NGC 4151

NGC 3565

NGC 7469

BE Markarian

Nel 1963 pubblica i risultati dello studio di 41 galassie peculiari di cui si ha evidenza di emissione non termica ovvero non direttamente proveniente dalle fotosfere stellari Sono incluse tutte le galassie analizzate da SeyfertMarkarian inizia una survey (con il telescopio Schmidt da 1m del Byurakan Observatory in Armenia) selezionando una serie di oggetti che presentano un eccesso blu-UV nel loro continuo che termineragrave con la pubblicazione di un catalogo comprendente circa 1500 galassie che oggi sono note come Markarian galaxiesIn realtagrave questa non egrave una classe vera e propria di AGN ma piuttosto una selezione di oggetti a basso redshift che presentano una particolare caratteristica dellrsquoattivitagrave galattica lrsquoeccesso blu-UV

Markarian thumbnails

Markarian 421 ndash

broad band spectrum

Khachikian e Dan WeedmanNel 1974 grazie ai progressi delle tecniche spettrografiche riclassificano le galassie di tipo Seyfert in due classi

Seyfert type ISeyfert type Irighe permesse H (in massima parte) HeI HeII e FeII con [FWHM] corrispondenti a velocitagrave comprese tra 1 e 104kmsrighe proibite OIII hanno [FWHM] corrispondenti a soli ~103kms

Seyfert type IISeyfert type IIrighe permesse e proibite hanno circa le stesse [FWHM] pari a ~103kms

SCOPERTA DEI QUASARsI quasar furono identificati per la prima volta (negli anni 50 del secolo scorso) come intense sorgenti radio piuttosto estese Poicheacute le controparti ottiche erano puntiformi furono identificati con lrsquoacronimo di QSRSs (Quasi-Stellar Radio Sources) da cui QUASARsLrsquoemissione di queste sorgenti presenta una variabilitagrave su tempi scala di decine di mesi (molto meno in alcuni casi) il che porta a pensare che deve esserci qualcosa di veramente peculiare nella geometria della regione emettitrice le dimensioni della regione da cui proviene la luce non possono essere superiori al tempo che la luce stessa impiega per attraversare la regione Da questo possiamo ricavare un limite superiore per le dimensioni lineari della regione di variazione che per i quasar in genere egrave al massimo di 1 anno luce

3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Carl Seyfert

Carl Seyfert scoprigrave che alcune galassie possedevano la peculiaritagrave di avere nuclei straordinariamente brillanti e puntiformiNel 1943 selezionograve dalla survey dellrsquoosservatorio 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 analizzograve lo spettroCinque delle suddette galassie erano spirali tranne NGC1275 unrsquoirregolare peculiareDa allora ldquogalassia di tipo Seyfertrdquo indica unrsquointera classe di galassie attive

NGC 1068

NGC 4051

NGC 4151

NGC 3565

NGC 7469

BE Markarian

Nel 1963 pubblica i risultati dello studio di 41 galassie peculiari di cui si ha evidenza di emissione non termica ovvero non direttamente proveniente dalle fotosfere stellari Sono incluse tutte le galassie analizzate da SeyfertMarkarian inizia una survey (con il telescopio Schmidt da 1m del Byurakan Observatory in Armenia) selezionando una serie di oggetti che presentano un eccesso blu-UV nel loro continuo che termineragrave con la pubblicazione di un catalogo comprendente circa 1500 galassie che oggi sono note come Markarian galaxiesIn realtagrave questa non egrave una classe vera e propria di AGN ma piuttosto una selezione di oggetti a basso redshift che presentano una particolare caratteristica dellrsquoattivitagrave galattica lrsquoeccesso blu-UV

Markarian thumbnails

Markarian 421 ndash

broad band spectrum

Khachikian e Dan WeedmanNel 1974 grazie ai progressi delle tecniche spettrografiche riclassificano le galassie di tipo Seyfert in due classi

Seyfert type ISeyfert type Irighe permesse H (in massima parte) HeI HeII e FeII con [FWHM] corrispondenti a velocitagrave comprese tra 1 e 104kmsrighe proibite OIII hanno [FWHM] corrispondenti a soli ~103kms

Seyfert type IISeyfert type IIrighe permesse e proibite hanno circa le stesse [FWHM] pari a ~103kms

SCOPERTA DEI QUASARsI quasar furono identificati per la prima volta (negli anni 50 del secolo scorso) come intense sorgenti radio piuttosto estese Poicheacute le controparti ottiche erano puntiformi furono identificati con lrsquoacronimo di QSRSs (Quasi-Stellar Radio Sources) da cui QUASARsLrsquoemissione di queste sorgenti presenta una variabilitagrave su tempi scala di decine di mesi (molto meno in alcuni casi) il che porta a pensare che deve esserci qualcosa di veramente peculiare nella geometria della regione emettitrice le dimensioni della regione da cui proviene la luce non possono essere superiori al tempo che la luce stessa impiega per attraversare la regione Da questo possiamo ricavare un limite superiore per le dimensioni lineari della regione di variazione che per i quasar in genere egrave al massimo di 1 anno luce

3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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NGC 1068

NGC 4051

NGC 4151

NGC 3565

NGC 7469

BE Markarian

Nel 1963 pubblica i risultati dello studio di 41 galassie peculiari di cui si ha evidenza di emissione non termica ovvero non direttamente proveniente dalle fotosfere stellari Sono incluse tutte le galassie analizzate da SeyfertMarkarian inizia una survey (con il telescopio Schmidt da 1m del Byurakan Observatory in Armenia) selezionando una serie di oggetti che presentano un eccesso blu-UV nel loro continuo che termineragrave con la pubblicazione di un catalogo comprendente circa 1500 galassie che oggi sono note come Markarian galaxiesIn realtagrave questa non egrave una classe vera e propria di AGN ma piuttosto una selezione di oggetti a basso redshift che presentano una particolare caratteristica dellrsquoattivitagrave galattica lrsquoeccesso blu-UV

Markarian thumbnails

Markarian 421 ndash

broad band spectrum

Khachikian e Dan WeedmanNel 1974 grazie ai progressi delle tecniche spettrografiche riclassificano le galassie di tipo Seyfert in due classi

Seyfert type ISeyfert type Irighe permesse H (in massima parte) HeI HeII e FeII con [FWHM] corrispondenti a velocitagrave comprese tra 1 e 104kmsrighe proibite OIII hanno [FWHM] corrispondenti a soli ~103kms

Seyfert type IISeyfert type IIrighe permesse e proibite hanno circa le stesse [FWHM] pari a ~103kms

SCOPERTA DEI QUASARsI quasar furono identificati per la prima volta (negli anni 50 del secolo scorso) come intense sorgenti radio piuttosto estese Poicheacute le controparti ottiche erano puntiformi furono identificati con lrsquoacronimo di QSRSs (Quasi-Stellar Radio Sources) da cui QUASARsLrsquoemissione di queste sorgenti presenta una variabilitagrave su tempi scala di decine di mesi (molto meno in alcuni casi) il che porta a pensare che deve esserci qualcosa di veramente peculiare nella geometria della regione emettitrice le dimensioni della regione da cui proviene la luce non possono essere superiori al tempo che la luce stessa impiega per attraversare la regione Da questo possiamo ricavare un limite superiore per le dimensioni lineari della regione di variazione che per i quasar in genere egrave al massimo di 1 anno luce

3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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NGC 3565

NGC 7469

BE Markarian

Nel 1963 pubblica i risultati dello studio di 41 galassie peculiari di cui si ha evidenza di emissione non termica ovvero non direttamente proveniente dalle fotosfere stellari Sono incluse tutte le galassie analizzate da SeyfertMarkarian inizia una survey (con il telescopio Schmidt da 1m del Byurakan Observatory in Armenia) selezionando una serie di oggetti che presentano un eccesso blu-UV nel loro continuo che termineragrave con la pubblicazione di un catalogo comprendente circa 1500 galassie che oggi sono note come Markarian galaxiesIn realtagrave questa non egrave una classe vera e propria di AGN ma piuttosto una selezione di oggetti a basso redshift che presentano una particolare caratteristica dellrsquoattivitagrave galattica lrsquoeccesso blu-UV

Markarian thumbnails

Markarian 421 ndash

broad band spectrum

Khachikian e Dan WeedmanNel 1974 grazie ai progressi delle tecniche spettrografiche riclassificano le galassie di tipo Seyfert in due classi

Seyfert type ISeyfert type Irighe permesse H (in massima parte) HeI HeII e FeII con [FWHM] corrispondenti a velocitagrave comprese tra 1 e 104kmsrighe proibite OIII hanno [FWHM] corrispondenti a soli ~103kms

Seyfert type IISeyfert type IIrighe permesse e proibite hanno circa le stesse [FWHM] pari a ~103kms

SCOPERTA DEI QUASARsI quasar furono identificati per la prima volta (negli anni 50 del secolo scorso) come intense sorgenti radio piuttosto estese Poicheacute le controparti ottiche erano puntiformi furono identificati con lrsquoacronimo di QSRSs (Quasi-Stellar Radio Sources) da cui QUASARsLrsquoemissione di queste sorgenti presenta una variabilitagrave su tempi scala di decine di mesi (molto meno in alcuni casi) il che porta a pensare che deve esserci qualcosa di veramente peculiare nella geometria della regione emettitrice le dimensioni della regione da cui proviene la luce non possono essere superiori al tempo che la luce stessa impiega per attraversare la regione Da questo possiamo ricavare un limite superiore per le dimensioni lineari della regione di variazione che per i quasar in genere egrave al massimo di 1 anno luce

3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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BE Markarian

Nel 1963 pubblica i risultati dello studio di 41 galassie peculiari di cui si ha evidenza di emissione non termica ovvero non direttamente proveniente dalle fotosfere stellari Sono incluse tutte le galassie analizzate da SeyfertMarkarian inizia una survey (con il telescopio Schmidt da 1m del Byurakan Observatory in Armenia) selezionando una serie di oggetti che presentano un eccesso blu-UV nel loro continuo che termineragrave con la pubblicazione di un catalogo comprendente circa 1500 galassie che oggi sono note come Markarian galaxiesIn realtagrave questa non egrave una classe vera e propria di AGN ma piuttosto una selezione di oggetti a basso redshift che presentano una particolare caratteristica dellrsquoattivitagrave galattica lrsquoeccesso blu-UV

Markarian thumbnails

Markarian 421 ndash

broad band spectrum

Khachikian e Dan WeedmanNel 1974 grazie ai progressi delle tecniche spettrografiche riclassificano le galassie di tipo Seyfert in due classi

Seyfert type ISeyfert type Irighe permesse H (in massima parte) HeI HeII e FeII con [FWHM] corrispondenti a velocitagrave comprese tra 1 e 104kmsrighe proibite OIII hanno [FWHM] corrispondenti a soli ~103kms

Seyfert type IISeyfert type IIrighe permesse e proibite hanno circa le stesse [FWHM] pari a ~103kms

SCOPERTA DEI QUASARsI quasar furono identificati per la prima volta (negli anni 50 del secolo scorso) come intense sorgenti radio piuttosto estese Poicheacute le controparti ottiche erano puntiformi furono identificati con lrsquoacronimo di QSRSs (Quasi-Stellar Radio Sources) da cui QUASARsLrsquoemissione di queste sorgenti presenta una variabilitagrave su tempi scala di decine di mesi (molto meno in alcuni casi) il che porta a pensare che deve esserci qualcosa di veramente peculiare nella geometria della regione emettitrice le dimensioni della regione da cui proviene la luce non possono essere superiori al tempo che la luce stessa impiega per attraversare la regione Da questo possiamo ricavare un limite superiore per le dimensioni lineari della regione di variazione che per i quasar in genere egrave al massimo di 1 anno luce

3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Markarian thumbnails

Markarian 421 ndash

broad band spectrum

Khachikian e Dan WeedmanNel 1974 grazie ai progressi delle tecniche spettrografiche riclassificano le galassie di tipo Seyfert in due classi

Seyfert type ISeyfert type Irighe permesse H (in massima parte) HeI HeII e FeII con [FWHM] corrispondenti a velocitagrave comprese tra 1 e 104kmsrighe proibite OIII hanno [FWHM] corrispondenti a soli ~103kms

Seyfert type IISeyfert type IIrighe permesse e proibite hanno circa le stesse [FWHM] pari a ~103kms

SCOPERTA DEI QUASARsI quasar furono identificati per la prima volta (negli anni 50 del secolo scorso) come intense sorgenti radio piuttosto estese Poicheacute le controparti ottiche erano puntiformi furono identificati con lrsquoacronimo di QSRSs (Quasi-Stellar Radio Sources) da cui QUASARsLrsquoemissione di queste sorgenti presenta una variabilitagrave su tempi scala di decine di mesi (molto meno in alcuni casi) il che porta a pensare che deve esserci qualcosa di veramente peculiare nella geometria della regione emettitrice le dimensioni della regione da cui proviene la luce non possono essere superiori al tempo che la luce stessa impiega per attraversare la regione Da questo possiamo ricavare un limite superiore per le dimensioni lineari della regione di variazione che per i quasar in genere egrave al massimo di 1 anno luce

3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

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Markarian 421 ndash

broad band spectrum

Khachikian e Dan WeedmanNel 1974 grazie ai progressi delle tecniche spettrografiche riclassificano le galassie di tipo Seyfert in due classi

Seyfert type ISeyfert type Irighe permesse H (in massima parte) HeI HeII e FeII con [FWHM] corrispondenti a velocitagrave comprese tra 1 e 104kmsrighe proibite OIII hanno [FWHM] corrispondenti a soli ~103kms

Seyfert type IISeyfert type IIrighe permesse e proibite hanno circa le stesse [FWHM] pari a ~103kms

SCOPERTA DEI QUASARsI quasar furono identificati per la prima volta (negli anni 50 del secolo scorso) come intense sorgenti radio piuttosto estese Poicheacute le controparti ottiche erano puntiformi furono identificati con lrsquoacronimo di QSRSs (Quasi-Stellar Radio Sources) da cui QUASARsLrsquoemissione di queste sorgenti presenta una variabilitagrave su tempi scala di decine di mesi (molto meno in alcuni casi) il che porta a pensare che deve esserci qualcosa di veramente peculiare nella geometria della regione emettitrice le dimensioni della regione da cui proviene la luce non possono essere superiori al tempo che la luce stessa impiega per attraversare la regione Da questo possiamo ricavare un limite superiore per le dimensioni lineari della regione di variazione che per i quasar in genere egrave al massimo di 1 anno luce

3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Khachikian e Dan WeedmanNel 1974 grazie ai progressi delle tecniche spettrografiche riclassificano le galassie di tipo Seyfert in due classi

Seyfert type ISeyfert type Irighe permesse H (in massima parte) HeI HeII e FeII con [FWHM] corrispondenti a velocitagrave comprese tra 1 e 104kmsrighe proibite OIII hanno [FWHM] corrispondenti a soli ~103kms

Seyfert type IISeyfert type IIrighe permesse e proibite hanno circa le stesse [FWHM] pari a ~103kms

SCOPERTA DEI QUASARsI quasar furono identificati per la prima volta (negli anni 50 del secolo scorso) come intense sorgenti radio piuttosto estese Poicheacute le controparti ottiche erano puntiformi furono identificati con lrsquoacronimo di QSRSs (Quasi-Stellar Radio Sources) da cui QUASARsLrsquoemissione di queste sorgenti presenta una variabilitagrave su tempi scala di decine di mesi (molto meno in alcuni casi) il che porta a pensare che deve esserci qualcosa di veramente peculiare nella geometria della regione emettitrice le dimensioni della regione da cui proviene la luce non possono essere superiori al tempo che la luce stessa impiega per attraversare la regione Da questo possiamo ricavare un limite superiore per le dimensioni lineari della regione di variazione che per i quasar in genere egrave al massimo di 1 anno luce

3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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SCOPERTA DEI QUASARsI quasar furono identificati per la prima volta (negli anni 50 del secolo scorso) come intense sorgenti radio piuttosto estese Poicheacute le controparti ottiche erano puntiformi furono identificati con lrsquoacronimo di QSRSs (Quasi-Stellar Radio Sources) da cui QUASARsLrsquoemissione di queste sorgenti presenta una variabilitagrave su tempi scala di decine di mesi (molto meno in alcuni casi) il che porta a pensare che deve esserci qualcosa di veramente peculiare nella geometria della regione emettitrice le dimensioni della regione da cui proviene la luce non possono essere superiori al tempo che la luce stessa impiega per attraversare la regione Da questo possiamo ricavare un limite superiore per le dimensioni lineari della regione di variazione che per i quasar in genere egrave al massimo di 1 anno luce

3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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3C 48 e 3C 273

3C 48La posizione di questa sorgente fu trovata (con unrsquoaccuratezza di ~5 arcsec) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da Alan Sandage al 5m di Mt Palomar dove appariva come una stella blu di 16^ magnitudine associata ad una debole nebulositagrave con una bassissima brillanza superficiale di circa 12 x 5 arcosecondi con la sorgente radio non perfettamente al centroDallo spettro emergevano delle righe di emissione allargateSi apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente che si risolveragrave con lrsquoattribuzione di un redshift pari a 037

3C 273I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dellrsquooccultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalatticaAnche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovograve che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ magnitudine anchrsquoessa associata ad una debole nebulositagrave allungataDallo spettro di 3C 273 emersero righe dellrsquoidrogeno corrispondenti ad un redshift di 016 (che corrisponde ad una velocitagrave di allontanamento di ~16 di c)Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~950 Mpc (per H0=50 ~685 per H0=70)

La magnitudine apparente egrave 13 con la formula del modulo di distanza egrave possibile trovarne la magnitudine assoluta

Il Sole ha una magnitudine assoluta MV=48 da cui possiamo ricavare la luminositagrave visibile di 3C 273 in termini di luminositagrave solare L

ovvero pari a 481012L

Si ricava che MV=-269 che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23 ~1011L) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte

5log5 DmM

L

LMM q

q log52

3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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3C 48

3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

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3C 273

a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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a cosa siamo di fronte

Abbiamo presentato diverse tipologie di oggetti e abbiamo sottinteso che siano tutti parte della classe di sorgenti astronomiche

denominata AGNAGN (Active Galactic NucleiActive Galactic Nuclei)

Ovvero oggetti GALACTIC che vivono in galassie quindi extragalattici NUCLEI che vivono nel cuore di queste galassie vicine e lontane (lontanissime) ACTIVE che presentano una qualche sorta di attivitagrave ovvero la luce che vediamo non egrave direttamente attribuibile a processi di origine stellare

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due

FOTOMETRIA SPETTROGRAFIA

Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda maggiori (dovute alla difficoltagrave tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia)

Dalla spettrografia in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche) strumento insostituibile per stimare le distanze di questi oggetti

DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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DISTANZAIl redshift attribuibile agli AGN egrave quasi unanimemente interpretato come effetto cosmologicoNel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di decelerazione e z egrave definito come

Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ zgt03

)1(

2

1 20

10 zqzcHdL

e

ez )( 0

La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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La distanza calcolata in questo modo dagrave la diminuzione del flusso totale per una sorgente di luminositagrave L che irraggia isotropicamente Es per il quasar 3C 273 circa 102 volte maggiore di una galassia gigante e proveniente da un volume probabilmente circa 106 volte inferiore

Nel corso della storia questoha spesso fatto sigrave che fossemessa in dubbio lrsquointerpretazione cosmologica del redshift di questioggetti In realtagrave

sono stati trovati quasar in cluster con galassie allo stesso redshift

il range di luminositagrave che va dalle Seyfert 1s ai quasar egrave continuo (una Seyfert estremamente brillante ad alto redshift non sarebbe distinguibile da un quasar debole)

le righe di assorbimento a zabs inferiore al redshift zem delle righe di emissione egrave probabilmente dovuto al cammino ottico percorso dal raggio luminoso lungo la los a cui puograve capitare di attraversare delle nubi di gas la cui distanza egrave addirittura stimabile da un rapporto tra le intensitagrave delle righe di emissione e quelle di assorbimento

24 Ld

LdF

111

046 )100(106~ sergMpcskmHLdistanza - continua

DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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DIMENSIONIDa osservazioni dirette egrave possibile stimare i limiti superiori delle dimensioni dei nuclei attivi

struttura in ottico(NGC4151)

struttura in radio variabilitagrave

osservazioni da pallone il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~7 pc

solo in alcuni casi i radio core delle galassie attive sono risolti (da misure VLBI) in altri casi abbiamo limiti superiori

in generale un sistema di dimensioni scala l non puograve avere variazioni in tempi minori di lc

variabilitagrave delle righe il continuo ottico proviene da una regione del diametro di ~01-1 pc

fino a redshift dellrsquoordine ~05 le correzioni relativistiche sono trascurabili l=czH0

osservazioni di variabilitagrave su tempi scala tvar forniscono un limite superiore sulle dimensioni della regione emettitrice l le ctvar

NLR ~50 pcla piugrave piccola struttura angolare risolta egrave pari a qualche milliarcsec corrispondente ad una dimensione lineare di 1 pc alla distanza di 100 Mpc o ad un redshift ~003

il record di variabilitagrave egrave un BL Lac ~11 min l lt21013cm In media ~1015(M108M) ~10-3 pc

BLR ~1-10 pc

se la sorgente egrave relativistica (moti superluminali apparenti per effetto di beaming) i tempi di variabilitagrave sono maggiori di quanto viene misurato

SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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SPETTRIGli AGN in genere hanno spettri BROAD BAND ovvero che si estendono lungo tutto lo spettro elettro-magnetico

MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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MECCANISMI DI EMISSIONE

Come si puograve spiegare lo spettro broad band che emerge da una galassia attivaEgrave necessario fare ricorso a processi fisici di emissione della radiazione che possiamo raggruppare in due classi fondamentali

EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

Un strumento di indagine fondamentale nellrsquoanalisi degli spettri degli AGN sono le RIGHE DI EMISSIONE fondamentali per determinare il redshift e quindi la distanza degli oggetti astronomici

EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

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EMISSIONE TERMICA

Lrsquoemissione termica egrave una proprietagrave di tutti i corpi che irraggiano e per analizzarne le proprietagrave dobbiamo fare ricorso ad unrsquoidealizzazione fondamentale in tutta quanta la fisica il CORPO NEROUn corpo nero egrave un oggetto in equilibrio termico con lrsquoambiente che lo circonda che egrave in grado di comportarsi sia come perfetto assorbitore che come perfetto emettitoreCostruire un corpo nero ideale (ovvero che si comporti da tale a tutte le frequenze) non egrave possibile ma ad esempio una stella puograve essere presa come unrsquoottima approssimazione di corpo nero e quindi egrave possibile calcolarne la temperatura conoscendo la lunghezza drsquoonda alla quale emette

Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

kThe

chTB

1

2)(

)(

52

kThce

hcTB

legge di Planck

La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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La luminositagrave irraggiata da un corpo nero sferico egrave data da

la luminositagrave dipende dallrsquoarea della superficie che irraggia e da T4 i corpi molto luminosi devono essere molto grandi avere alte temperature o entrambe le cose

Allrsquoaumentare della temperatura del corpo la lunghezza drsquoonda del picco di emissione cambia secondo la legge (di Wien)

424 TrL

deg)(3max mmT

corpo nero ndash continua (1)

esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

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- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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esempiotemperatura

T(K)

max

(cm)

lunghezza drsquoonda del picco di emissione

gas coronale 1000000 310-8 Soft X-ray

plasma caldo 300000 110-7 EUV

stella O 30000 110-6 UV

stella G (Sole) 6000 510-6 visibile

stella M 3000 110-5 NIR

polvere calda 1500 210-5 NIR

Terra 300 110-4 MIR

polvere fredda 100 310-4 submillimetrico

CBR 27 ~110-1 millimetrico

tabella comparativa T ndash lmax - picco

free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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free-free emission (bremsstrahlung termica)

Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave di elettroni liberi ad esempio- atmosfere stellari- plasmi caldi e densi - regioni HII- toro di gas ionizzato attorno ad IoLa regione HII attorno ad una stella calda egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione del genere egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile

I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

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I fotoni possono interagire con gli elettroni legati di un atomo e dare origine a ionizzazione (interazione bound-free) oppure lrsquoinverso e dare origine a ricombinazione (interazione free-bound)Nel caso di elettroni liberi e gas ionizzato siamo nel caso dellrsquointerazione free-freeIn ciascuno di questi casi lo spettro egrave continuoQui considererograve esclusivamente lrsquoemissione free-free piugrave comune in astrofisica ovvero quella di una regione di idrogeno ionizzato riscaldato da una sorgente caldaIn genere lrsquoemissione free-free egrave tipica di un mezzo otticamente sottile anche se ad alcune particolari lunghezze drsquoonda il mezzo si comporta come otticamente spesso e quindi la radiazione viene autoassorbita

free-free emission ndash continua (1)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gasIl grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbitaEsiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero

22

2 c

kTI

La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da

dove I egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01

free-free emission ndash continua

(2)

Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono

RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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Stars 1983 John Wiley amp Sons

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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RADIAZIONE DI SINCROTRONE

Alfveacuten e Herlofson (1950) e Shklovsky (1953) proposero che per spiegare alcuni spettri di sorgenti radio a legge di potenza del tipo

con indice spettrale a gtgt 2 fosse necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

KT KT

Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

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Lrsquoemissione 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 irraggianoA differenza della trattazione classica (per basse energie) dove gli elettroni irraggiano come un dipolo nellrsquoemissione di sincrotrone lrsquoelettrone emette in un cono di luce di apertura () inversamente proporzionale al fattore di Lorentz degli elettroni ()Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico Irraggiando gli elettroni perdono unrsquo energia pari a dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento dove th egrave il tempo (in secondi) in cui

lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

La vita media di elettroni relativistici dipende quindi dallrsquoinverso del quadrato del campo magnetico e dallrsquoenergia

2BEs

222

3

4EBUc

dt

dEmagT

EB

cmth 214

220

10

)(

sincrotrone ndash continua (1)

Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone

Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori

Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV

2

1 s

sincrotrone ndash continua (2)

EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering ComptonLrsquoelettrone acquista energia a spese del fotoneLa relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella

dopo lo scattering λs egrave

[1]

dove m0 egrave la massa a riposo

dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scatteringPossiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

dove λC egrave definita come

)cos1(0

cm

his

2sin2 Cis

cm

hC

0

Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energiaIn astrofisica egrave possibile 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da

dove σT egrave la

sezione drsquourto Thompson

effetto compton ndash continua (1)

radT Ucdt

dE 2

3

4

effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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effetto compton ndash continua (2)

NB Il numero di fotoni egrave conservato e questi vengono accelerati ad energie superiori di un fattore γ dato da

Lrsquoeffetto Compton egrave quindi una sorgente di fotoni ad alta energia (X e gamma) a partire da una popolazione di elettroni relativisticiIl profilo dello spettro dipenderagrave quindi dalla distribuzione energetica degli elettroni

ν

νγ

PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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PRODUZIONE DI COPPIELa produzione di coppie egrave un fenomeno statisticamente incidente in astrofisica solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma veramente elevata

Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleoda origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone

eenucleoo )(

Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

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Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che

[1]

Per la coppia e+e- il momento egrave

[2]

Per il fotone il momento egrave da [1]

[3]

Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia 0511 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

202 cmhEE

ee

vmpee 02

cmc

hp 02

produzione di

coppie ndash

continua (1)

RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

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RIGHE DI EMISSIONEDallrsquoanalisi delle righe di emissione possiamo fare ipotesi sullo stato fisico del gas che le ha emessePer semplicitagrave (e visto che egrave la situazione piugrave comune in astrofisica) considereremo come regione emettitrice una nube di gas drsquoidrogeno ionizzato (HII region)Si assume un regime di LTE (Local Thermodynamic Equilibrium) per poter derivare lrsquoequazione di stato per il materiale emettitore legata alle condizioni di pressione (densitagrave di energia) in funzione della temperatura e della densitagrave di massaPer una riga di emissione jmn [Wm-3] egrave coefficiente di emissione per una transizione da uno stato quant m ad unrsquoaltro stato nLa luminositagrave della riga m n saragrave quindi L=jmnV con V volume della nube di gas emettitorePer gli AGN il volume delle regioni emettitrici egrave stimato da misure dirette

righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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righe di emissione ndash continua (1)

Il coefficiente di emissione egrave legato ai parametri fisici dellrsquoatomo emettitore

dove Amn egrave la probabilitagrave di transizione spontanea dallo stato m a n Emn(=hνmn) egrave lrsquoenergia del fotone emesso e Nm egrave il numero di atomi per unitagrave di volume che si trovano nello stato mAmn e Emn sono noti dalla fisica atomica e Nm detto anche numero di popolazione si ottiene in funzione della temperatura dallrsquoequazione di Boltzmann

che riscriviamo nella forma

dove gm e gn sono i pesi statistici degli stati m e n

mmnmnmn NEAj

dvevdvvN kT

mv2

22)(

)( kTE

n

m

n

m mneg

g

N

N

righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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righe di emissione ndash continua (2)

Per quanto riguarda lrsquoemissione da HII region si fa spesso ricorso alla cosiddetta ldquocase B approximationrdquo ovvero il numero di ricombinazioni per unitagrave di volume per secondo egrave uguale al numero di fotoni La prodotti per unitagrave di volume per secondoQuesta approssimazione egrave applicabile in condizioni di profonditagrave ottiche grandi per le righe dello spettro di Lyman ciascun fotone Lyman egrave scatterato piugrave volte nel gas fino ad essere convertito in un fotone La Balmer o altro

Applicando la cBa non egrave possibile ricavare direttamente Nm o Nn tuttavia utilizzando il rapporto tra due righe spettrali egrave possibile ricostruire il numero di atomi nei due livelli e la temperaturaPer temperature tra i 20000K e i 5000K il rapporto HH previsto di 275-30 combacia perfettamente con le osservazioniPer gli AGN bisogna considerare la presenza di polveri che assorbono preferibilmente fotoni H il rapporto HH saragrave superiore

righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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righe di emissione ndash continua (3)

Nella trattazione seguente faremo in ogni caso ricorso alla cBa riconducendoci ad una sorgente di radiazione non circondata da polveri

Da ciograve deriva che da una misura delle righe di Balmer si puograve determinare lrsquointensitagrave del continuoLrsquoapprossimazione fatta egrave in ogni caso valida in quanto la regione ionizzata egrave detta ldquoradiation boundedrdquo ovvero tutta la radiazione ionizzante proveniente dal motore centrale egrave assorbita dagli atomi del gas circostante (otticamente spessi alla radiazione) per lrsquoosservatore esterno il continuo di ionizzazione saragrave quindi invisibile

I rapporti tra righe spettrali possono essere utilizzati per determinare- la struttura della regione ionizzante- la massa di gas- le dimensioni della regione emettitrice

righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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righe di emissione ndash continua (4)

Dallo studio delle righe proibite (e per ldquoproibitordquo srsquointende che non sono osservabili in analisi di laboratorio) si possono ottenere informazioni sulla densitagrave di elettroni e sulla temperatura della regione ionizzata emettitrice (ad es il rapporto 50074363 del [OIII])

Nelle regioni in cui la presenza di polveri egrave dominante si utilizzano i rapporti tra righe in infrarosso

Recentemente con lrsquoavvento della spettroscopia X e gamma da satellite egrave possibile indagare anche le regioni piugrave centrali degli AGN andando a verificare gli eventuali rapporti tra righe anche a queste lunghezze drsquoonda estreme

ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

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Stars 1983 John Wiley amp Sons

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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ampiezza delle righe velocitagrave di dispersione

Lrsquoampiezza delle righe atomiche puograve dare informazioni riguardo allrsquoorigine delle righe stesse almeno in termini di velocitagrave di dispersione del gas che ha emesso la riga una riga atomica risulta allargata quando egrave prodotta da atomi che non hanno la stessa velocitagrave lungo la linea di vista

Per questo ad esempio si puograve ipotizzare che - nelle galassie Seyfert II le righe permesse e proibite sono originate nella stessa regione in quanto hanno [FWHM] molto simili mentre - nelle galassie Seyfert I la regione di origine delle righe di emissione egrave differente le righe permesse e proibite hanno [FWHM] molto diverse

un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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un primo tentativo di classificazione

Seyfert galaxiesQUASARsBlazarsLINERs e ULIRGs

Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Seyferts galaxies continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione

Seyferts 1s Seyferts 2s

broad-lines emission ---

variabilitagrave su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV)

---

narrow-line emissionnarrow-line emission intensitagrave [OIII]H particolarmente elevata

--- radiosorgente

emissione X nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50)

solo le piugrave brillanti

variabilitagrave (fattore 2) su tempi scala di giorni(componente X)

---

70F

Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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Seyferts gallery

Queste immagini sono prese in banda V usando un CCD Texas Instruments CCD al telescopio Hall (11 m) delLowell Observatory

Keel - Astronomical Journal (vol 111 p 696 1996)

QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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QUASARsA basse luminositagrave sono indistinguibili dalle Seyferts 1s questo egrave dovuto al fatto che in realtagrave si tratta probabilmente di una classe di oggetti simili divisa in due da limiti osservativi (impossibilitagrave di risolvere galassie con bassa brillanza superficiale attorno a quasar molto brillanti)

Radio-quiet Radio-loud

~90 ~10

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

variabilitagrave su tempi scala di anni (dove si egrave osservata)

---sorgenti- compatte- struttura a doppio lobo

---Il plasma che emette in radio mostra moti superluminali apparenti

ospite galassie a spirale ospite galassie ellittiche

radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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radio galaxies gallery

The Fornax A data were presented by E Fomalont K Ebneter W van Bregel amp R Ekers in ApJL 346 L17 (1989) and the data for 3C 285 219 and 315 are from a study by P Alexander and JP Leahy in MNRAS 225 1 (1987) The data for 3C 449 span a 015-degree field and are from the NRAO VLA Sky Survey (NVSS) via WWW retrieval Leahy has pointed out that the extreme north and south extensions on 3C 449 are artifacts of the FIRST survey data collection

QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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QSO 1229+204

BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

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c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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BlazarsSono la classe degli oggetti piugrave ldquoviolentirdquo hanno emissioni che si spingono fino al gamma estremo e presentano variabilitagrave su tempi scala brevissimi

BL Lac OVVs

righe di emissione quasi assenti

righe di emissione da BLR e NLR

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione X (2-10 KeV) senza lrsquoeccesso EUV ndash soft X (lt 05 keV)

emissione ottica e radio fortemente polarizzata

emissione ottica e radio polarizzata

moti superluminali apparenti(es gamma-ray blazar 3C 279)

---

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

variabilitagrave a tutte le frequenze su tempi scala ~ 10 min

3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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3C 279 ndash superluminal motion

One of the greatest surprises provided by very-long baseline interferometry (VLBI) observations was the fact that some quasars radio galaxies and BL Lacertae objects exhibit motion along their jets which works out to several times faster than light Motion of material at such velocities is forbidden by relativity (which otherwise checks out perfectly to the chagrin of some diehard science-fiction fans) but relativity also provides a way in which we can see such blobs appear to move faster than light (that is superluminally) If we see a train of objects moving close to the speed of light and moving almost exactly toward us tracking the apparent position in our time frame will make them appear to move sideways mush faster than they actually do And the sources with superluminal motion are typically just those most likely to be pointed toward us - they are bright because of Doppler boosting and there also seems to be a connection between strong gamma-ray emission and superluminal radio structure This series of VLBI images with pseudocolor intensity coding to make the structures easier to see follows the quasar or blazar 3C 279 over a three-year period The prominent outer knots are moving with an apparent speed of 4c typical for superluminal sources Just what we are seeing here remains unclear Some objects show twisted paths for the emerging knots fitting with theoretical expectations that material may move along helical twists (driven by instabilities in the jets and their imbedded magnetic fields) This montage may show some support for this idea with complex structure changing rapidly between the brightest knots It is also unclear whether the knots that we see are physical objects clumps of gas moving together along the jet or bunchings of material in which the constituent matter constantly changes as we see in waterfalls and waves These images were provided by Ann Wehrle and Steve Unwin described in a paper in press in the ApJ by Wehrle et al They have been rotated by 30 degrees to make the jet horizontal and vertically displaced according to the date of observation The observations here were taken from 1991- 1994 more recent regular monitoring has been done with the VLBA The resolution is about 02 milliarcsecond corresponding to about 2 light-years at this distance These data were obtained at a frequency of 22 GHz (wavelength 13 cm)

LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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LINERs e ULIRGsSono 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 lrsquoemissione 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(Low Ionization Nuclear Emission Region)

ULIRGs(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)

narrow-low excitation lines ---

debole continuo di emissione non termica

debole continuo di emissione non termica

sorgenti non risolte in UV (alcuni)

---

sorgenti radio (alcuni) sorgenti radio (alcuni)

---rapporto IRottico estremamente alto

sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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sombrero galaxy

Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

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1221

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Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Table 12 The AGN Bestiaryda KROLIK

BeastPoint

likeBroad-band

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 (FR2 only)

YES 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

cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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cosa hanno in comune questi oggetti

cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

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]2]2)([)2[(

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131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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cosa hanno in comune questi oggetti

Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Table 11 The Menuda KROLIK

Property Popularity Comments and Exceptions

Very small angular size Many Wavelength dependent

Galactic (or greater) luminosity ManyLower luminosity is hard to find obscuration and beaming may mislead

Broad-band continuum MostOften dLdlog asymp const from IR to X-rays sometimes to

-rays

Strong emission lines Most Sometimes very broad sometimes not

Variable MostModest amplitude short wavelengths stronger faster than long

Weakly polarized Most ~1 linear a minority much stronger

Radio emission Minority Sometimes but not always extended on enormous scales

Strongly variable and polarized Small minorityCorrelated with bright radio and high-energy -rays in some cases emission lines absent

sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

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)(2

12

222

2)(

1ErV

d

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dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

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Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

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T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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sintesi spettro

IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

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)(2

12

222

2)(

1ErV

d

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c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

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min

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131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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IPOTESI DI LAVORO

Nei nuclei galattici attivi lrsquoenergia proviene da regioni compatte attorno ad uno o piugrave oggetti massivi Alla luce di questa asserzione sono stati proposti vari candidati inquilini del core delle galassie attive

Cluster stellari compatti Stelle supermassive Buchi neri

In questa trattazione utilizzerograve come ipotesi di lavoro il fatto che il core delle galassie attive ospiti un BUCO NERO circondato da un disco di accrescimento alimentato da un toro di polveri

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza

Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto allrsquointerno delle galassie attive utilizziamo lrsquoargomento della variabilitagrave degli spettri di queste sorgenti Variazioni in luminositagrave non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono

per tempi di variabilitagrave dellrsquoordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avragrave un diametro non superiore ai ~10-3 pcDa notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilitagraveIl record di variabilitagrave egrave da attribuirsi ad un BL Lac (t~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilitagrave risulta essere lt 21013 cm

tcRc

Rt

VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

2

c

G

M

R

BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

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c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

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1222

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Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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VARIABILITAgrave come argomento per la compattezza (2)

Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza occorre stimarne anche la massaSe una sorgente a cui egrave associata unrsquoefficienza di conversione materia-energia di luminositagrave L ha emette su tempi scala pari a t la sua massa M si puograve calcolare da

Per gli AGN conoscendo Dt e stimando come limite un h pari al 10 ricaviamo la massa della regione emettitrice in media pari a 108-10M

Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dellrsquoordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M si ottiene

e si puograve quindi ipotizzare la presenza di un BH

2c

tLM

2

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c

G

M

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BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

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)(2

12

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12 )21( rcGMEd

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BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

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min

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Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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BLACK HOLES (1)

Giagrave nel 1795 Laplace si rese conto che dalla teoria gravitazionale di Newton e dalla sua ipotesi di corpuscolaritagrave della luce derivava che in presenza di oggetti sufficientemente massivi ed estremamente densi nemmeno la luce riuscisse a sfuggire al campo gravitazionaleFu nel 1916 che Karl Schwarzschild (a pochissima distanza dalla pubblicazione di Einstein) derivograve la soluzione in relativitagrave generale del campo gravitazionale attorno ad una massa sferica ovvero la descrizione completa del campo esterno ad un buco nero

o sfericoo elettricamente neutroo non-ruotante

ovvero quello che oggi definiamo buco nero di buco nero di SchwarzschildSchwarzschild

BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

ErVdt

dr

)(2

12

222

2)(

1ErV

d

dr

c

12 )21( rcGMEd

dt

BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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BLACK HOLES (2)

Nel 1939 Oppenheimer e Snyder derivano in regime relativistico la soluzione per il collasso di una sfera omogenea di gas a pressione nulla Questa fu la prima dimostrazione rigorosa della formazione di un buco neroIl problema dellrsquoesistenza di oggetti super compatti fu perograve trascurato fino al 1960 circa quando JA Wheeler e coll iniziarono uno studio approfondito del collasso stellare fu proprio Wheeler (1968) a coniare il termine ldquoblack holerdquoNel 1963 R Kerr scoprigrave una famiglia di soluzioni esatte (neutre) alle equazioni di campo di EinsteinNel 1965 Newman le generalizzograve al caso di carica ne 0Oggi sappiamo che la geometria di Kerr-Newman fornisce una descrizione unica e completa del campo gravitazionale esterno ad un BH stazionario

In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

dove

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12

222

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BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

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riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

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Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

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Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

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21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

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due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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In relativitagrave generale tutte le forme di energia contribuiscono alla massa gravitazionale di un sistema inclusa lrsquoenergia potenziale gravitazionalePer intensi campi gravitazionali lrsquoapprossimazione Newtoniana non egrave piugrave sufficiente e per intenso intendiamo un campo in cui GMrc2~1 ovvero quando per un corpo la massa a riposo egrave dellrsquoordine della sua energia potenziale gravitazionale GMmr~mc2In circostanze di questo tipo bisogna tenere conto delle correzioni relativistiche e quindi nellrsquoequazione di Newton

va sostituito il tempo (assoluto) t con il tempo proprio () dando la relazione che lega queste due coordinate In particolare per una massa sferica nel vuoto si ha (soluzione di Schwarzschild)

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BLACK HOLES (soluzione di Schwarzschild)

Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

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rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

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legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

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131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Da cui si ricava che il potenziale efficace egrave dato da

dove h egrave il momento angolare relativistico per unitagrave di massa di un corpo orbitantePer r 2GMc2 si ottiene il raggio di Schwarzschild RSchw per cui V 0 e dtdt Il RSchw demarca quella regione chiamata orizzonte degli eventi oltre la quale nulla puograve sfuggire al campo gravitazionale del BH Un altro modo per ricavare il raggio di Schwarzschild egrave il seguente vesc=(2GMRSchw)12=cLa differenza cruciale tra le orbite newtoniane e quelle relativistiche sta nel fatto che V(r) ha in funzione di r sia un massimo che un minimo per hge2312GMc2

il ldquoturning pointrdquo non crsquoegrave affatto se hlt2312GMc2 non solo ndash come in mec newtoniana ndash se h=0Lrsquoegraveffetto del campo gravitazionale egrave quindi particelle con sufficiente energia attraversano la barriera del potenziale centrifugo e indipendentemente dal loro momento angolare cadono sulla massa gravitante particelle con piccolo momento angolare (non esclusivamente zero) vengono catturate dalla buca di potenzialeSono possibili orbite circolari dove drdt=0 con un raggio tale che partVpartr=0 (massimi e minimi inclusi) I massimi rappresentano orbite circolari instabili Orbite circolari stabili sono possibili perr=(GM2c2)[H2+(H4-12H2)12] con H=c2hGM se hge2312GMc2 e la piugrave interna egrave ad un raggio minimo pari a rmin=6GMc2

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (2)

)1)(21()( 2222 rhrcGMrV

rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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rmin=6GMc2 corrisponde quindi alla minima ldquosuperficierdquo da cui egrave possibile estrarre energia dalle particelle che cadono dentro al BH oltre questa distanza dalla singolaritagrave ovvero per orbite instabili le particelle portano con seacute la loro energia nella buca di potenziale (vita media radiativa ltlt tempo di caduta)Possiamo fare una stima bruta dellrsquoefficienza di produzione di energia

Un calcolo relativistico da come risultato unrsquoefficienza massima del 6

BLACK HOLES

(soluzione di

Schwarzschild) (3)

12

1)2(2

min

max

mc

rGMm

riposoaenergiamassa

legamedienergiadimassimo

riposoaenergiamassa

nalegravitaziopotenzialeenergiadiedisponibilmassimo

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

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]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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• Slide 100
• Slide 101

Se il BH possiede a sua volta un momento angolare (soluzione di Kerr) possiamo fare una stima dellrsquoefficienza massimaUn BH ruotante egrave caratterizzato dal momento angolare per unitagrave di massa H in genere espresso in termini parametrici

Per un BH di Kerr lrsquoorizzonte si trova a r=m+(m2-a2)12Il potenziale effettivo per il moto sul piano equatoriale puograve essere definito come il minimo valore dellrsquoenergia per unitagrave di massa Emin per cui egrave possibile il moto a ciascun raggio

Questa egrave una famiglia di curve in funzione di h per ciascun am Per a=0 si ottiene la soluzione di Schwarzschild Per ane0 lrsquoorbita circolare stabile piugrave interna si trova a con

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(4)

cHacGMm 2

1222

21222222122

min

]2)([

]2]2)([)2[(

)()(

maarr

ahmrmaarrhramrr

rErV

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

1221

222

131313221 )Am(3aA ]am)-(1am)[(1)ma-(11A

Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Abbiamo detto che lrsquoultima orbita circolare stabile si trova a

dove il segno meno egrave per particelle che orbitano nello stesso verso di rotazione del BH e il segno piugrave per quelle che orbitano in verso oppostoAnche in questo caso possiamo fare una stima della massima efficienza di produzione di energia per particelle che cadono oltre lrsquoultima orbita stabile

che per una particella corotante con il BH e avente il massimo momento angolare consentito (a=m) egrave pari al 40

Non egrave detto che la geometria del buco nero sia descrivibile con una delle due soluzione cha abbiamo presentato tuttavia per piccole deviazioni dalla geometria sferica (caso plausibile in astrofisica) il teorema di Prince mostra che gli ordini superiori del campo gravitazionale (quadrupolo ecchellip) sono irraggiati sottoforma di onde gravitazionali che lasciano i termini di monopolo (massa) e di dipolo (momento angolare) coerenti con la soluzione di Kerr

BLACK HOLES

(soluzione di Kerr)

(5)

21)21min

21min

21min

21minmax ]2(3)][(2[1 rammrrammr

)]23)(3[(3 212112min AAAAmr

due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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due parole sullrsquoaccrescimento

Il limite di EddingtonEddington ricavograve unrsquoimportantissima relazione tra la luminositagrave e la massa di un oggetto in accrescimento sferico da una nube di idrogeno ionizzato Sotto queste condizioni la radiazione esercita una forza sugli elettroni liberi del plasma proporzionale alla σT

Nel caso in cui non si tratti di idrogeno la sezione drsquourto effettiva eccede considerevolmente sT

Questa relazione impone un limite al tasso di accrescimento dato da

Per un BH dove non crsquoegrave una superficie fisica dove le particelle impattano e disperdono energia si introduce lrsquoefficienza per parametrizzare la luminositagrave per accrescimento

13810314

serg

M

McGMmL

T

pEdd

R

MGMLacc

22cM

R

MGMLacc

ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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ACCRESCIMENTOIl processo attraverso cui oggetti compatti catturano gravitazionalmente materia dallrsquoambiente circostante egrave detto ACCRESCIMENTONella tabella seguente mettiamo a confronto lrsquoefficienza dei processi piugrave comuni in astrofisica

processo energia per nucleone (MeV) efficienza

reazioni

termonucleari 7 07

accrescimento su WD

(M=M R=109 cm) 01 001

accrescimento su NS

(M=M R=106 cm) 100 10

accrescimento su BH 60 ndash 400 6 ndash 40

BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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BUCHI NERI EVIDENZE OSSERVATIVE

Ci sono prove dellrsquoesistenza di BUCHI NERI

BH galattici sono stati osservati seguendo le orbite delle stelle

compagne e analizzando i tempi di variabilitagrave di alcune sorgenti X

BH extragalattici egrave quasi unanimemente accettata lrsquoipotesi che sia un BH

in accrescimento ad accendere gli AGN permettendogli di emettere ad ampio spettro

- Osservazioni radio permettono studi della variabilitagrave di oggetti tipo BL Lac che forniscono limiti superiori per le regioni emettitrici molto ridotti

- HST ha risolto regioni molto prossime al BH toro di polveri

IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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IL MODELLO UNIFICATOAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (Mgt108-9M) in accrescimento

Nellrsquoanimazione 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 egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

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STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

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gas disk in M87

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1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

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z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il nucleo di una galassia attiva egrave costituito da un buco neno supermassivo (Mgt108-9M) circondato da un disco di accrescimentoIl gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghittito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposoQuesto egrave il meccanismo di conversione massa-energia piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

Blazars

-BL Lac Objects

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Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars

Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

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M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

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radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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BLR (broad-line region)

Le righe larghe (BROAD) hanno ampiezza dellrsquoordine di migliaia di kms e provengono da quella che egrave stata per questa ragione chiamata BLR emission zoneAttualmente si pensa che queste regioni siano causate dalla fotoionizzazione dovuta al disco di accrescimento molto caldo attorno al BH supermassivoSi pensa che si trovino a solo ~1 pc dal BH

toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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toro di polveri

A ~100 anni luce dalla singolaritagrave si trova questa ldquociambellardquo di polveri e gas meglio nota come ldquomolecular torusrdquoQualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne

NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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NLR (narrow-line region)Le righe strette (NARROW) hanno ampiezze che non superano 1000 kms e provengono dalla NLR emission zoneQueste regioni si pensa si trovano in uno spazio compreso tra i 10 e 1000 pc dal BH

modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

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le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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modello unificato schema riassuntivo

emissione IR ndash toro di polveri

emissione UV-ottico - disco di accrescimento

emissione X e gamma emissione radio ndash getti relativistici

emissione ottica ndash NLR e BLR

nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

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Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

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gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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nucleo galattico attivo - animazione

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

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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-BL Lac Objects

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Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars

Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

dipendenza dallrsquoangolo di vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Type 2 objects

Guardando il sistema edge-on (ie lungo il piano del disco) la regione centrale compresi black hole disco di accrescimento e broad line region sono OSCURATI Tutto ciograve che si puograve vedere egrave il toro di polveri (che emette prevalentemente nellrsquoinfrarosso) e le righe di emissione dalla NLRDallo spettro emergeragrave solo la componente narrow-lines La luce dal nucleo puograve essere riflessa nella direzione di vista dal gas caldo che giace sopra e sotto il toro che si comporta come una sorta di specchio

-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars

seyfertrsquos sextet

Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Type 1 objects

Quando il nucleo egrave parzialmente oscurato e in parte intercetta la linea di vista siamo in grado di vedere direttamente la regione centrale Dallo spettro emergono sia le componenti broad-lines che narrow-lines e lrsquoemissione dal disco di accrescimento

- Seyfert 1s- Broad Line Radio Galaxies- Type 1 Quasars

core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

------------------

STScI-PRC1993-30

3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

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core of galaxy NGC4261

Blazars

Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

0735+178

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3C 668

PKS 2349

Radio Galaxy 0313-

192

M87

gas disk in M87

disk around NGC

7052

1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

radio galaxies

z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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Sono gli oggetti che ci appaiono face-on in cui il getto punta lungo la linea di vista La materia nel jet si muove a velocitagrave relativistica quindi la radiazione emessa egrave fortemente collimata (beamed) e puograve variare con periodi molto brevi (ore o giorni)Quando lrsquoemissione del jet egrave cosigrave intensa da ldquooscurarerdquo completamente ogni riga spettrale egrave il caso degli oggetti BL LacLe Optically-Violent Variables sono molto simili ai BL Lac ma dal loro spettro emergono le componenti di emissione broad e narrow

-BL Lac Objects

-OVVs

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Radio Galaxy 0313-

192

M87

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NGC 4438

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z=64

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le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

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z=64

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le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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1115+080 gravitational lensing

NGC 4438

NGC 1068

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z=64

M31

le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

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le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

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le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

S2 orbit around SgrA

BIBLIOGRAFIA E REFERENZE

BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysics

FRANK KING RAINE Accretion Power In Astrophysics 1992 Cambridge Astrophysics Series

KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysics

ROBSON Active Galactic Nuclei 1996 John Wiley amp Sons RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979

Cambridge University Press SHAPIRO TEUKOLSKY Black Holes White Dwarfs and Neutron

Stars 1983 John Wiley amp Sons

- J W Sulentic P Marziani and D Dultzin-Hacyan PHENOMENOLOGY OF BROAD EMISSION LINES IN ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 2000 Vol 38 521-571

- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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le galassie non attive ospitano BH quiescenti

Si pensa che anche nel centro galassie non attive piugrave grandi si possano nascondere buchi neri supermassiviSarebbe il caso della nostra Via LatteaPer provare una simile asserzione non egrave possibile fare riferimento a misure fotometriche o spettrografiche in quanto il presunto BH egrave quiescente quindi non funge da motore ldquoaccendendordquo la galassiaUn metodo per indagare le regioni piugrave interne puograve essere quello di effettuare misure dinamiche risolvendo il moto orbitale di stelle nei pressi del centro galattico che egrave proprio ciograve che stanno facendo gli astronomi del Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische PhysikThe team consists of Rainer Schoumldel Thomas Ott Reinhard Genzel Reiner Hofmann and Matt Lehnert (Max-Planck-Institut fuumlr extraterrestrische Physik Garching Germany) Andreas Eckart and Nelly Mouawad (Physikalisches Institut Universitaumlt zu Koumlln Cologne Germany) Tal Alexander (The Weizmann Institute of Science Rehovot Israel) Mark J Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Cambridge Mass USA) Rainer Lenzen and Markus Hartung (Max-Planck-Institut fuumlr Astronomie Heidelberg Germany) Franccedilois Lacombe Daniel Rouan Eric Gendron and Geacuterard Rousset (Observatoire de Paris - Section de Meudon France) Anne-Marie Lagrange (Laboratoire dAstrophysique Observatoire de Grenoble France) Wolfgang Brandner Nancy Ageorges Chris Lidman Alan FM Moorwood Jason Spyromilio and Norbert Hubin (ESO) and Karl M Menten (Max-Planck-Institut fuumlr Radioastronomie Bonn Germany)

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

- J Anton ZensusPARSEC-SCALE JETS IN EXTRAGALACTIC RADIO SOURCESAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 607-636

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- Marie-Helene Ulrich Laura Maraschi and C Megan UrryVARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEIAnnu Rev Astron Astophys 1997 Vol 35 445-502

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