RADIOGALASSIE & AGN Cenni Storici - Struttura - Spettri Francesco Grossetti Astronomia...

RADIOGALASSIERADIOGALASSIE amp amp

AGNAGNCenni Storici - Struttura - SpettriCenni Storici - Struttura - Spettri

Francesco GrossettiFrancesco Grossetti

Astronomia ExtragalatticaAstronomia ExtragalatticaAnno Accademico 2007-2008Anno Accademico 2007-2008

Che cosa sonoChe cosa sono

La radiazione proveniente dallrsquoAGN si pensa sia dovuta allrsquoaccrescimento di materia su un buco nero supermassivo conmassa compresa tra 106-109 Msun al centro della galassia ospite

Le RG fanno parte di una categoria di oggetti chiamatiAGN (Active Galactic Nuclei) che identificano galassie con

una tale luminositagrave nella regione nucleare da essere osservatain gran parte dello spettro em

In particolare le RG sono molto luminose nel radio (fino a 1038 W tra 10-100 GHz) per lrsquoemissione egrave dovuta a sincrotrone

euro

P(ω) =3

2π

q3Bsinα

mc 2F

ω

ωc

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

Le prime scoperteLe prime scoperte1946 Cygnus A --gt prima sorgente radio scoperta (Hey) e successivamente definita nellrsquoottico con risoluzione di 1 arcmin (Smith 1951 - Baade Minkowsky 1954) z=006

Caratterizzata da struttura a doppi lobi molto piugrave grandi dellacontroparte ottica

1960 3C295 (Minkowski) a z=045 NGC5128 (Centaurus A) doppi lobi su 4deg in cielo

1963 Schmidt propone il termine QUASi-stellAR-object identificando tre nuove sorgenti radio luminose

3C273 a z=0158 Hazard-Mackey-Shimmins3C48 a z=0373C147 a z=057

1967-71 prime tecniche interferometriche ad alta risoluzione con VLBI

1995 Padovani amp Urri presentano recensione dei modelli degli AGN

Cygnus AVLA

Cygnus A visto in otticoe a differenti in radio

NGC 4051NGC 4051

NGC 4151NGC 4151

StrutturaStruttura

Alcune RG presentano una o due strutture molto strette

note come jet

Le RG hanno vari tipi di strutture ma la piugrave comune egrave quella costituita da lobi Questi sono doppi tendenzialmente simmetrici e di forma pseudo ellissoidale

RG 3C98

StrutturaStruttura

Dal 1970 (Scheuer 1974 Blandford amp Rees 1974) il modellocomunemente piugrave accettato consiste in lobi sostentati da beams

relativistici di particelle ad alta energia e da campi magnetici provenienti dal nucleo attivo

Ci sono due schemi generali per quanto riguarda jets e lobi introdotti da Franaroff amp Riley nel 1974 che si differenziano principalmente per la differente luminositagrave e per la morfologia

su larga scala dellrsquoemissione radio

FR I FR II

Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II

bull Brillanti nella regione centrale

bull Poco luminosi

bull Jets luminosi al centro

bull Beams inefficienti irragiano quasi la totalitagrave della loro energia nel tragitto

FR IFR I

bull Brillanti lontani dal centro

bull Molto luminosi

bull Presenza di hotspot nelle regioni periferiche

bull Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi

FR IIFR II


Piugrave in dettaglio la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di hostgalaxy (per esempio se piugrave o meno massiva) o con mezzo

interstellare piugrave o meno denso

Nelle FR I i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura piugrave diffusa con

concentrazioni non ovvie agli estremi

Nelle FR II i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto(con velocitagrave intorno a 05 c) fino alla fine dei lobi Si creano i cosiddetti hotspothotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio

di energia repentino del jet supersonico

EVN+MERLIN 6-cm and Comparison HST Observations of 3C264 These observations reveal a change in the jet morphology that is coincident with an optical ring that has been imaged with the Hubble Space Telescope (HST)(1997)


In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante

Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave

necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)

Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175

M87 M87

M87Optical

A 16 GHz image of the giant radio galaxy 3C 236 With a linear extent of ~4 Mpc this is the largest known raio source in the universe although this image shows only in the inner part (~2 kpc) of the source(Schilizzi et al 2001 AampA 368 398) - MERLINVLBI


La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle

categorie precedenti

Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale

Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica

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

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

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

FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA

DISTANZADISTANZA

e

ez )( 0 minus=

Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 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 ~ z gt 03

⎥⎦

⎤⎢⎣

⎡ +minus+= minus )1(2

1 20

10 zqzcHdL

dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di

decelerazione

ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione

ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le

RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN

bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari

bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR

Type 1 NLR+BLRType 2 NLR

Host Galaxy generalmente spirali

bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche

Radio Quiet AGN Radio Loud AGN

bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X

bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em

bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche

Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone

LowIonizationNuclearEmissioneRegion

M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue

Palomar Optical -gt nucleo


Type 1 Seyfert

NGC 1566Spitzer MIR

Spitzer IR -gt nucleo

Oss GD Cassini Loiano

Type 2 Seyfert

NGC 2683

The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light

Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary

BL Lac

BL Lac

OpticalViolentVariable

Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN

Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta

energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero

di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc

o anche meno

Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante

il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce

sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare

BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO

Il gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghiottito dal buco nero liberando in energia radiativa fino a quasi metagrave della sua massa a riposo

Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia

piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso

57 se BH non rotante41 se BH ruotante

(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)

Toro di Toro di polveripolveri

Qualcosa 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

Oltre al disco di accrescimento vi egrave un toroide spesso di materiale in accrescimento freddo e sufficientemente opaco da rendere invisibile il disco sottile se si osserva edge-on La regione centrale puograve essere osservata solo da direzione polare

Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide

I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici

Centaurus AOttico+Radio

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 dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista

MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)

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

Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento

SPETTRISPETTRI

Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND

SPETTRI

Spettro a larga banda del quasar 3C273

MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE

Come si spiega uno spettro tipo broad band

Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali

EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)

MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero

Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck

1

2)(

)(

23

minus= kThe

chTB νν

ν

1

2)(

)(

52

minus= kThce

hcTB

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

MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)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 Io

La 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 HII 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

free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua

(2)(2)

Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas

Il 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 riassorbita

Esiste 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 νν ckT

I = 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

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

dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza

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 SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE

EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA

RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE

Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio

con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone

ν minus=KT

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

2

1 sminus=

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

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

EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)

)cos1(0

ϕ minus=minuscmh

is

Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La 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 scattering

Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC

2sin2

ϕ Cis =minus

cm

hC

0

=dove λC egrave definita come

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 energia

radT Ucdt

dE 2

3

4 γσ=

In 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 drsquourtoThompson

PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE

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

euro

γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus

La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata

202 cmhEE

eeγνγ =rArr= minus+

vmpee 02γ=minus+

cmc

hp 02γνγ ==

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

Questa interazione puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)

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

Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze

- Cosrsquoegrave una radiogalassia

- Struttura

- AGN

- Classificazione

- Modello Unificato

- Spettri

- Meccanismi di emissione

bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH

ldquoThis is the Endrdquo

3C 483C 48

The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map


Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN

Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo

bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative

bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali

bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole

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 irraggiano in un cono di apertura inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico

2BEs propν

222

3

4EBUc

dt

dEmagT prop= γσ

Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a

dove Umag egrave la densitagrave di energia nel

campo magnetico B2(810-7)

EB

cmth 214

220

10

)(minus=

dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia

Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento


02 arcsec res30 mas res

50 mas res

Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni

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Che cosa sonoChe cosa sono

La radiazione proveniente dallrsquoAGN si pensa sia dovuta allrsquoaccrescimento di materia su un buco nero supermassivo conmassa compresa tra 106-109 Msun al centro della galassia ospite

Le RG fanno parte di una categoria di oggetti chiamatiAGN (Active Galactic Nuclei) che identificano galassie con

una tale luminositagrave nella regione nucleare da essere osservatain gran parte dello spettro em

In particolare le RG sono molto luminose nel radio (fino a 1038 W tra 10-100 GHz) per lrsquoemissione egrave dovuta a sincrotrone

euro

P(ω) =3

2π

q3Bsinα

mc 2F

ω

ωc

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟








Cygnus AVLA


NGC 4051NGC 4051

NGC 4151NGC 4151

StrutturaStruttura


note come jet


RG 3C98

StrutturaStruttura





FR I FR II



bull Poco luminosi



FR IFR I


bull Molto luminosi



FR IIFR II














M87 M87

M87Optical











DISTANZADISTANZA

e

ez )( 0 minus=




⎥⎦

⎤⎢⎣


1 20

10 zqzcHdL


decelerazione


















Type 1 Seyfert

NGC 1566Spitzer MIR



Type 2 Seyfert

NGC 2683



BL Lac

BL Lac






o anche meno
















Blazars

-BL Lac Objects

-OVVs







SPETTRISPETTRI


SPETTRI








1

2)(

)(

23

minus= kThe

chTB νν

ν

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2)(

)(

52

minus= kThce

hcTB






(2)(2)




22

2 νν ckT










ν minus=KT


2

1 sminus=




)cos1(0

ϕ minus=minuscmh

is


[1]




2sin2

ϕ Cis =minus

cm

hC

0



radT Ucdt

dE 2

3

4 γσ=


dove σT egrave la




euro



202 cmhEE


vmpee 02γ=minus+

cmc

hp 02γνγ ==


[1]


[2]


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- Struttura

- AGN

- Classificazione

- Modello Unificato

- Spettri




3C 483C 48









2BEs propν

222

3

4EBUc

dt

dEmagT prop= γσ




EB

cmth 214

220

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)(minus=





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Cygnus AVLA


NGC 4051NGC 4051

NGC 4151NGC 4151

StrutturaStruttura


note come jet


RG 3C98

StrutturaStruttura





FR I FR II



bull Poco luminosi



FR IFR I


bull Molto luminosi



FR IIFR II














M87 M87

M87Optical











DISTANZADISTANZA

e

ez )( 0 minus=




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1 20

10 zqzcHdL


decelerazione


















Type 1 Seyfert

NGC 1566Spitzer MIR



Type 2 Seyfert

NGC 2683



BL Lac

BL Lac






o anche meno
















Blazars

-BL Lac Objects

-OVVs







SPETTRISPETTRI


SPETTRI








1

2)(

)(

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minus= kThe

chTB νν

ν

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)(

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hcTB






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2 νν ckT










ν minus=KT


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1 sminus=




)cos1(0

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is


[1]




2sin2

ϕ Cis =minus

cm

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radT Ucdt

dE 2

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4 γσ=


dove σT egrave la




euro



202 cmhEE


vmpee 02γ=minus+

cmc

hp 02γνγ ==


[1]


[2]


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- Struttura

- AGN

- Classificazione

- Modello Unificato

- Spettri




3C 483C 48









2BEs propν

222

3

4EBUc

dt

dEmagT prop= γσ




EB

cmth 214

220

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)(minus=





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NGC 4051NGC 4051

NGC 4151NGC 4151

StrutturaStruttura


note come jet


RG 3C98

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FR I FR II



bull Poco luminosi



FR IFR I


bull Molto luminosi



FR IIFR II














M87 M87

M87Optical











DISTANZADISTANZA

e

ez )( 0 minus=




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Type 1 Seyfert

NGC 1566Spitzer MIR



Type 2 Seyfert

NGC 2683



BL Lac

BL Lac






o anche meno
















Blazars

-BL Lac Objects

-OVVs







SPETTRISPETTRI


SPETTRI








1

2)(

)(

23

minus= kThe

chTB νν

ν

1

2)(

)(

52

minus= kThce

hcTB






(2)(2)




22

2 νν ckT










ν minus=KT


2

1 sminus=




)cos1(0

ϕ minus=minuscmh

is


[1]




2sin2

ϕ Cis =minus

cm

hC

0



radT Ucdt

dE 2

3

4 γσ=


dove σT egrave la




euro



202 cmhEE


vmpee 02γ=minus+

cmc

hp 02γνγ ==


[1]


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- Struttura

- AGN

- Classificazione

- Modello Unificato

- Spettri




3C 483C 48









2BEs propν

222

3

4EBUc

dt

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EB

cmth 214

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)(minus=





50 mas res


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StrutturaStruttura


note come jet


RG 3C98

StrutturaStruttura





FR I FR II



bull Poco luminosi



FR IFR I


bull Molto luminosi



FR IIFR II














M87 M87

M87Optical











DISTANZADISTANZA

e

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1 20

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decelerazione


















Type 1 Seyfert

NGC 1566Spitzer MIR



Type 2 Seyfert

NGC 2683



BL Lac

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-BL Lac Objects

-OVVs







SPETTRISPETTRI


SPETTRI








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- Struttura

- AGN

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- Modello Unificato

- Spettri




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bull Poco luminosi



FR IFR I


bull Molto luminosi



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M87 M87

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DISTANZADISTANZA

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- AGN

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- Modello Unificato

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- Struttura

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- Modello Unificato

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- Struttura

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- AGN

- Classificazione

- Modello Unificato

- Spettri




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dove σT egrave la




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hp 02γνγ ==


[1]


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- Struttura

- AGN

- Classificazione

- Modello Unificato

- Spettri




3C 483C 48









2BEs propν

222

3

4EBUc

dt

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EB

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- Struttura

- AGN

- Classificazione

- Modello Unificato

- Spettri




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- Struttura

- AGN

- Classificazione

- Modello Unificato

- Spettri




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- AGN

- Classificazione

- Modello Unificato

- Spettri




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- Modello Unificato

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- Modello Unificato

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