Galassie e Nuclei Galattici Attivi Belluno, 28 Novembre 2002 Dipartimento di Astronomia Università di Padova Stefano Ciroi.

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1 Galassie e Nuclei Galattici Attivi Belluno, 28 Novembre 2002 Dipartimento di Astronomia Università di Padova Stefano Ciroi

2 La Via Lattea

3 Dove siamo? R ~ 8.5 kpc v ~ 220 km/s P ~ 2.4 10 8 anni Memo: 1 pc = 3.26 a.l. ~ 2.0510 5 U.A. ~ 3.0910 13 km

4 Le altre galassie

5 Una galassia tipica contiene 10 10 -10 12 stelle La luminosità totale vale 10 9 -10 11 L sole La luminosità nel nucleo vale 10 6 -10 8 L sole In generale sappiamo che: Memo: L sole ~ 410 33 erg/s M sole ~ 210 33 gr

6 Effetto Doppler Redshift (valido se z<1) Distanza delle galassie

7 Legge di Hubble

8 Morfologia delle galassie

9 PN [O III] H H +[N II] F4-V G2-V Righe di H G-band Mg INa I Ca II Mg I Ca II Spettro di una galassia

10 Nuclei Galattici Attivi Note storiche 1908 – Lick Observatory (USA) Fath rivela la presenza di righe di assorbimento nei nuclei delle galassie molto brillanti (allepoca chiamate nebulose a spirale), ma nello spettro di NGC 1068 scopre importanti righe di emissione. 1926 - USA Edwin Hubble ottiene spettri tipo nebulosa planetaria dai nuclei di 3 galassie.

11 1943 - USA Karl Seyfert ottiene spettri dei nuclei compatti e brillanti di 6 galassie, che mostrano molte righe di emissione più larghe di quelle di assorbimento, provenienti da atomi con vario grado di ionizzazione. Queste galassie passano sotto il nome di galassie di Seyfert.

12 1963 – CalTech (USA) Maarten Schimdt riconosce nello spettro ottico della sorgente radio apparentemente stellare 3C- 273 le righe della serie di Balmer dellH. Il redshift di questa sorgente risulta pari a z=0.16. Sono stati scoperti i Quasar.

13 Le Seyfert sono gli AGN vicini (z<0.1) Seyfert Seyfert 1Seyfert 2 Forte continuo Righe di H larghe Righe dei metalli strette Debole continuo Righe di H strette Righe dei metalli strette Classificazione delle Seyfert

14 Esempi di spettri di Sy1, Sy2 Sy1 Sy2

15 Esempi di spettri di Sy2 e StarBurst Sy2 SB

16 Forte emissione di energia Regione nucleare luminosa e compatta Variabilità delle righe di emissione e del continuo Proprietà delle galassie attive

17 Cosa nascondono le galassie attive Consideriamo una Seyfert 1 che abbia luminosità nucleare L AGN 10 45 erg/s variabilità t 1 h Da cosa può essere prodotta tanta energia? Cerchiamo di capirlo con il seguente ragionamento...

18 E quindi in un volume V AGN = 4/3 (R AGN ) 3 4.2 10 42 cm 3 LAGN sarà contenuto in una regione di raggio R AGN c t 10 14 cm Consideriamo una stella di tipo O/B, con T 30 000 K Questa stella avrà L 10 5 L sole 4 10 38 erg/s R 50 R sole 3.5 10 12 cm V 1.8 10 38 cm 3

19 Se calcoliamo il rapporto fra le luminosità e fra i volumi otteniamo L AGN /L 2.5 10 6 V AGN /V 2.3 10 4 Per produrre lenergia osservata nellAGN servirebbe un numero di stelle O/B 100 volte superiore a quello che sarebbe in grado di riempire il volume in cui è contenuto lAGN !!! …e allora??

20 Soluzione Buco Nero (BH) supermassiccio M BH ~ 10 7 -10 9 M sole Accresce materia (gas e stelle) ad elevata temperatura Produce potenti campi magnetici

21 Data l elevata luminosità, gli AGN sono visibili ad alto redshift, cioè indietro nel tempo! Sono importanti nellevoluzione dellUniverso. Le galassie con nuclei attivi sono appena il 10% del totale delle galassie note. Lattività è un fenomeno breve rispetto alla vita totale delle galassia. Considerazioni finali

22 La causa principale dellattività non è stata individuata. Serve un metodo efficiente per convogliare materia verso il BH: esplosioni di stelle vicine, barre/dischi stellari o interazioni gravitazionali fra galassie?interazioni gravitazionali Importante scoperta recente: anche le galassie non attive contengono nel nucleo BH supermassicci, che vengono chiamati quiescenti! Lattività nelle galassie è un fenomeno transitorio e ricorrente nella vita di una galassia.

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25 NGC 5548 (attiva)NGC 3277 (non attiva) L AGN ~ 10 41 - 10 47 erg/s L sole ~ 10 33 erg/s L AGN ~ 10 8 – 10 14 L sole Un AGN può emettere tanta luce quanta quella dellintera galassia ospite!!

26 Le curve di luce delle righe di emissione sono concordi fra loro ma in ritardo rispetto a quella del continuo. Variabilità nella finestra visibile

27 La luce prodotta dall AGN e passata attraverso il gas emittente ha fatto un tragitto più lungo!! AGN Oss. gas x ~ c t x ~ settimane/mesi-luce 1 s.l. = c (3600 s x 24 h x 7 g ) = 1.810 11 km ~ 1200 U.A.

28 La variabilità nell X è dellordine di qualche ora. Distanza Terra-Plutone ~ 40 U.A. La luce del Sole impiega oltre 5 ore per raggiungere Plutone. Quindi: lAGN è contenuto in una regione delle dimensioni del nostro Sistema Solare.

29 Il raggio del BH è definito come la distanza al di sotto della quale nemmeno la luce è in grado di contrastare lenorme forza di gravità R BH = (2 G / c 2 ) M BH = 3 M BH /M sole (in km) Un BH di massa 10 8 M sole avrà un raggio di 3 10 8 km, cioè 2 U.A.

30 Secondo la Relatività Generale E = mc 2 con 0.1 (fattore di efficienza) La luminosità sarà la variazione di energia nellunità di tempo Quindi la velocità di accrescimento vale Un Quasar di luminosità 10 47 erg/s accresce materia a una velocità di 10 27 gr/s, ossia 17 M sole /anno !

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