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SuperMassive Black Holes:

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Presentazione sul tema: "SuperMassive Black Holes:"— Transcript della presentazione:

1 SuperMassive Black Holes:
MSMBH vs s

2 Black Holes Lagrange Schwarzschild, 1916, buco nero non ruotante:
posso teoricamente giungere a un corpo tanto denso da avere una velocità di fuga maggiore di quella della luce: allora neppure essa potrà abbandonare tale corpo Schwarzschild, 1916, buco nero non ruotante: esiste un raggio critico finito al quale la luce riceve un redshift infinito e quindi un time dilation infinito: l’Orizzonte degli Eventi rSch = 2 G M c-2 Kerr, 1963, buco nero ruotante: per un buco nero ruotante, il raggio dell’Orizzonte degli Eventi si restringe, sino a giungere al valore limite, per un buco nero massimamente ruotante, di ½ RSch, con RSch considerato per un buco nero analogo ma privo di spin

3 Sfera di influenza Considerando un buco nero supermassivo (SMBH) ospite di un bulge galattico, è possibile definirne una sfera di influenza entro la quale la dinamica di stelle e gas è dominata dall’attrazione del SMBH e non dal potenziale del bulge Si considerano e eguagliano l’energia gravitazionale dovuta al SMBH e l’energia cinetica: Egrav = G MBH m r-1 Edyn = 3/2 m s2 si ricava allora il raggio di influenza Rh Rh = 2/3 G MBH s -2

4 Risoluzione della sfera di influenza
RSch = 2.97 ( MBH / Msol ) km ≈ 3 ( MBH / Msol ) km Rh = 7.17 ( MBH / 108 Msol ) ( 200 km/s s –1 )2 pc Rh = ( 200 km/s s –1 )2 RSch Risoluzione della sfera di influenza Come da definizione, al di fuori di Rh la dinamica è dominata dal potenziale del bulge Diviene determinante il fattore di risoluzione fris delle osservazioni dalle quali si ricava MSMBH: fris = 2 Rh Res-1 dove Res indica la risoluzione spaziale della strumentazione

5 AGN: Active Galactic Nuclei
Dagli anni ‘40 si sono susseguite le scoperte di classi di galassie peculiari: Seyferts: galassie con linee di emissione (solo strette oppure sia larghe che strette) permesse (H, He, Fe) e proibite (come [OIII]) Catalogo Malkarian: galassie con eccessi spettrali nella banda ultravioletta radio-galassie: emissione radio da sorgenti otticamente puntiformi e presenze di lobi o superlobi radio QSOs: hanno una luminosità nucleare puntiforme eccedente quella galattica e sono distribuiti attorno a z ≈ 2 BL Lac: spettro privo di righe di emissione ma estremamente intenso, rapida variabilità LINER: presentano inversione di rapporti tra righe in emissione rispetto alle galassie ordinarie Caratteristiche in comune a tutte queste classi di galassie sono l’estrema compattezza, la distribuzione spettrale di energia non stellare e l’elevata luminosità bolometrica nucleare, pari se non maggiore a quella galattica

6 Modello unificato Il modello unificato degli AGN riesce a descrivere tutte le classi di galassie attive, motivandone le differenze con parametri quale l’inclinazione della linea di vista Il modello descrive un SMBH in accrescimento: l’accrescimento sarebbe alimentato da un disco di gas e polveri che decadono in orbite più strette per perdita di energia a causa di fenomeni di viscosità Il SMBH e il disco sarebbero circondati da uno spesso e oscurante toro di molecolare di polveri e gas: al suo interno la BLR e al suo esterno la NRL, regioni di nubi ionizzate origini delle righe larghe e strette Per parecchi AGN sono stati osservati dei getti di materiale relativistico: questi sarebbero probabilmente allineati con l’asse di rotazione del SMBH

7 Modello unificato Molte differenze osservative sarebbero derivabili dalla direzione della linea di vista: infatti, il toro molecolare sarebbe la fonte dell’oscuramento delle righe larghe, mentre osservazoni allineate con il getto relativistico spiegherebbero l’elevata variabilità e luminosità delle BL Lac.

8 Perché un buco nero supermassivo?
Siamo portati a pensare a un Buco Nero Supermassivo (106÷9 Msol) dalla luminosità stessa degli AGN: infatti, in caso di accrescimento esiste una luminosità limite legata alla massa dell’oggetto che accresce. Tale luminosità e denominata di Eddington, ed è facile da ricavare in ipotesi di accrescimento radiale Data la luminosità L dell’AGN, a una distanza r si avrà un flusso di energia radiale F: F = L / ( 4p r2 ) essendo fotoni si avrà un flusso di quantità di moto pari a F c-1 = L / ( 4p c r2 ) La pressione di radiazione eserciterà una forza verso l’esterno sul gas: la minor forza possibile sarà sugli eletttroni: Frad = L sT / ( 4p c r2 ) Considerando gli elettroni accoppiati, la forza gravitazionale dall’AGN sarà Fgrav ≈ -G mp M r -2

9 Al limite di Eddington, le due forze si equiparranno:
Frad = Fgrav da cui si ricava la luminosità di Eddington per una data massa M: LEDD = 4p c G mp M sT-1 Come Eddington fornisce una luminosità massima per una data massa, così fornisce una massa minima per una data luminosità: MEDD = sT L / ( 4p c G mp ) Sostituendo i valori numerici, si ottiene LEDD = ( M / Msol ) Lsol MEDD = –5 ( L / Lsol ) Msol Se ne ricava che un SMBH in accrescimento con luminosità di 1012 Lsol deve avere una massa minima di Msol

10 SMBH ospiti in galassie quiete
Terminato il materiale per accrescere il SMBH, termina l’attività nucleare: la galassia diverrà quieta Si può supporre che diverse galassie quiete ospitino SMBH, residui di precedenti fasi attive Per poter sostenere la presenza di SMBH sarebbe necessario poter osservare il moto di stelle nelle loro vicinanze

11 Rilevazione di SMBH Solo per la Milky Way è stato possibile misurare il moto proprio di alcune stelle a pc da una sorgente radio, SgrA*: la perfetta ellitticità delle orbite e la presenza di un fuoco in comune a tutte ha portato alla determinazione di un SMBH Per NGC4258 è stata osservata un’emissione radio a 22GHz, corrispondente a un maser d’acqua: con VLBI è stato osservato un anello di nubi molecolari con moto strettamente kepleriano e raggi interno ed esterno di 0.13 e 0.25 pc Per altre galassie è necessario ricorrere a studi ottici sulla dinamica di stelle e gas, dove il miglior strumento è HST Per queste misure è determinante la risoluzione della sfera di influenza, onde evitare di incorrere in errori sistematici nel calcolo della massa La risoluzione della sfera di influenza incide anche nel determinare la densità di massa dell’oggetto centrale: per galassie diverse da MW e NGC4258 non è escludibile a priori la presenza di dark cluster nucleare in sostituzione a un SMBH La Milky Way è osservata con fris = 1700, NGC4258 con 880, altre 23 galassie hanno fris tra 1 e 35, di queste solo per 7 fris > 10.

12 Faber - Jackson log s = a + b M log s log L - 2.5 b s  L - 2.5 b
ricordando M = log L + cost log s log L b s  L b L  s - 1 / 2.5 b = s / b e dal valore di b nel Best Fit L  s 4

13 Marconi & Hunt, 2003 Considerano un campione di 37 galassie, per 28 delle quali è risolta la sfera di influenza Studiano le correlazioni tra MSMBH e LbulNIR e tra MSMBH e Mbul per 27 galassie: Gruppo_1 Non inseriscono in Gruppo_1 i 9 casi di sfera di influenza non risolta Non inseriscono in Gruppo_1 la Milky Way: mancano buone misure della sua luminosità NIR e uno dei loro obiettivi era ricavarne una stima

14 Marconi & Hunt, 2003 La massa Mbul è la massa viriale del bulge, data dalla relazione Mbul = k Re se2 G-1 Per una sfera isoterma, k = 8/3 Da modelli dinamici si ha correlazione tra Mbul e Mdyn: per giungere a un rapporto prossimo all’unità, k = 3

15 Marconi & Hunt, 2003 Risultati di M&H per Gruppo_1: le linee continue sono i Best Fit con l’algoritmo Akritas & Bershady, 1996, utilizzato anche da M&F, le linee tratteggiate sono ottenute con un algoritmo ordinario

16 MSMBH – LK,bul log MBH = a + b X X =(log LK,bul – 10.9) Gruppo_1
Tutte le galassie a = 8.07 ± 0.09 b = 1.26 ± 0.13

17 MSMBH – Mbul log MBH = a + b X X =(log Mbul – 10.9) Gruppo_1
Tutte le galassie a = 8.12 ± 0.09 b = 1.06 ± 0.103

18 MSMBH – s Faber – Jackson L ≈ s 4 MSMBH – LK,bul
log MSMBH = log LK,bul È allora abbastanza naturale attendersi una relazione tra la MSMBH e la dispersione s

19 Gebhardt et al., 2000 26 galassie:
per la Milky Way, MSMBH ricavata da moti propri stellari per 17, MSMBH ricavata da dinamica stellare per 6, MSMBH ricavata da dinamica del gas per 2, MSMBH ricavata da maser d’acqua Comprende tutte le galassie del primo campione di FM, 2000, eccetta NGC 3115 Incertezza sulle dispersioni considerata nulla

20 Gebhardt, 2000 b = 3.75 ± 0.3 MBH = a * 108 Msol * ( s / s0 ) b
s0 = 200 km s-1 Best fit: a = 1.2 ± 0.2 b = 3.75 ± 0.3

21 Merrit & Ferrarese, 2001 Sample A, con misurazioni di masse considerate sicure: per la Milky Way, MSMBH ricavata da moti propri stellari per 4, MSMBH ricavata da dinamica stellare per 6, MSMBH ricavata da dinamica del gas per 1, MSMBH ricavata da maser d’acqua Sample B, 15 galassie le cui masse dei SMBH centrali sono ritenute meno precise e sicure

22 Merrit & Ferrarese, 2001 MBH = a * 108 Msol * ( s / s0 ) b s0 = 200 km s-1 Best fit: a = 1.30 ± 0.36 b = 4.72 ± 0.36

23 M & F, 2001: i due campioni analizzati
Sample A Sample B

24 M & F: evoluzione della stima di b
F&M, 2000: 5.27 ± 0.4 F&M, 2000: 4.8 ± 0.5 M&F, 2001: 4.78 ± 0.43 M&F, 2001: 4.72 ± 0.36 M&F, 2001: 4.65 ± 0.48 F, 2002: 4.58 ± 0.5 F, 2004: 4.86 ± 0.43

25 Tremaine et al., 2002 Investiga le cause che hanno portato Gebhardt e M&F a differenti pendenze nella relazione: differenti stimatori statistici: quello scelto da M&F risulta meno preciso, ma la differenza di pendenza non può essere imputata solo a questo differenti set di dati differente dispersione per la Milky Way differenze sistematiche nella misura e nella definizione di dispersione di velocità stellare Presenta una nuova analisi dei dati

26 Stimatori statistici Gebhardt M&F Variabili trattate simmetricamente
Misure molto precise dominerebbero la stima anche se in numero molto ridotto Gebhardt aggira l’ostacolo imponendo una pari imprecisione frazionaria a tutte le masse minimizzare c2 c2 = S (yi - a - bxi)2 / ( exi2 + b2exi2 ) M&F Singole misure a bassa precisione possono vanificare l’utilizzo dello stimatore Non considera gli errori della variabile dipendente, come se avessero stesso peso Variabili trattate asimmetricamente Da simulazioni Montecarlo risulta affetto da bias e meno efficiente dell’altro bAB = S (yi - ‹y›)(xi - ‹x›) / (S (xi - ‹x›)2 – Sexi2 aAB = ‹y› - bAB ‹x›

27 Differenze di pendenze
Con entrambi gli stimatori, i dati di Gebhardt portano a una pendenza inferiore a 4, quelli di M&F a una pendenza maggiore di 4.5 Tremaine mostra che l’assenza di errore sulle dispersioni di velocità di Gebhardt non è influente, come sostenevano invece M&F: gli errori percentuali di M&F erano maggiori a causa della datazione dei dati, vecchi di anni È notevole l’influenza su b della dispersione di velocità della Milky Way: i due gruppi adottano due valori di 75 e 100 km s-1: essendo una delle masse minori e più precise, è più vincolante sulla pendenza della relazione I due gruppi adottano differenti misurazioni di dispersione di velocità: Gebhardt sfrutta una fenditura con larghezza pari a 2 re, M&F un’apertura circolare di raggio re / 8 M&F non misurano la dispersione di velocità, ma la ricavano da una legge empirica che la lega alla dispersione di velocità centrale: questo spiegherebbe circa un terzo della discrepanza F&M sostengono che la pendenza di Gebhardt sia imputabile a SMBH con sfera di influenza non risolta, ma in lavori intermedi loro stessi considerano tutte le 22 galassie di Gebhardt

28 Tremaine, 2002 31 galassie: per la Milky Way, MSMBH ricavata da moti propri stellari per 6, MSMBH ricavata da dinamica stellare, oltre a 14 rigettate da F&M per 8, MSMBH ricavata da dinamica del gas per 2, MSMBH ricavata da maser d’acqua

29 Tremaine, 2002 log ( MBH / Msol ) = a + b log ( s / s0 ) s0 = 200 km s-1 Best fit: a = 8.13 ± 0.06 b = 4.02 ± 0.32 Il valore di alpha è qui notevolmente differente rispetto alle altre stime a causa di una diversa normalizzazione della massa del SMBH: anziché esprimerla in 108 masse solari, è semplicemente espressa in masse solari.

30 Tremaine, 2002 Considerando solo le 21 galassie per le quali MSMBH è stata ricavata da dinamica stellare, si ottiene: a = 8.13 ± 0.09 b = 4.02 ± 0.44 Rimovendo la Milky Way b = 3.88 ± 0.32 Rimovendo le 6 galassie con s > 250 km s-1 b = 3.77 ± 0.49 Rimovendo 9 galassie criticate b = 3.79 ± 0.32 Tremaine sospetta che il Best Fit ottenuto sia in realtà una lieve sovrastima

31 Ferrarese, 2004 30 galassie: per la Milky Way, MSMBH ricavata da moti propri stellari per 17, MSMBH ricavata da dinamica stellare per 11, MSMBH ricavata da dinamica del gas per 1, MSMBH ricavata da maser d’acqua Solo per 5 il valore di fris è inferiore all’unità, per una di queste vale 0.39 e per le altre è maggiore di 0.7

32 Ferrarese, 2004 b = 4.86 ± 0.43 MBH = a * 108 Msol * ( s / s0 ) b
s0 = 200 km s-1 Best fit: a = 1.66 ± 0.24 b = 4.86 ± 0.43

33 Ferrarese, 2004: confronto a varie risoluzioni della sfera d’influenza
fris > 1 fris > 2 fris > 3

34 MSMBH ricavate da reverberation map
Per galassie poste a redshift z > 0.03 non è possibile stimare la massa dell’oggetto centrale basandosi su studi di dinamica: bisogna ricorrere alla reverberation map. Per quelle galassie per cui è stato possibile farlo e ricavare anche la dispersione di velocità stellare, si è osservato che tendono a porsi sulla relazione MSMBH-s I punti indicati da triangoli nel grafico corrispondono a galassie per le quali la massa dell’oggetto centrale è stata ricavata con reverberation map.

35 Confronto dei Best Fit dei lavori considerati

36 MSMBH – s e teoria: un modello di autoregolazione per l’accrescimento dei buchi neri
Gli sferoidi galattici sono ritenuti essersi formati attraverso merger di strutture minori ricche di gas (Toomre & Toomre, 1972) Da simulazioni, durante i merger, su rapidi tempi scala dinamici, il gas forma un disco autogravitante centrale, mentre i due BHs coalesceranno in un unico BH le regioni interne del disco di gas saranno dominate dalla gravità del BH, con perdite di momento angolare per viscosità le regioni esterne saranno instabili per frammentazione e star formation Sarà presente un raggio critico rcr di separazione tra le due regioni: rcr = G MBH s -2

37 Al raggio critico, la velocità kepleriana di rotazione vrot circa la s
Il tempo scala perché il gas accresca sul BH sarà dato dal tempo scala viscoso tvis = rcr2 n –1 dove n = Rcr – 1 vrot rcr Al raggio critico si ottiene tvis = G MBH Rcr s -3 Potenzialmente, tutto il gas potrebbe accrescere sul BH; il meccanismo di autoregolazione potrebbe essere fornito dalla star formation nelle regioni esterne del disco di gas: essa determinerebbe la frazione di gas cui è permesso accrescere il BH Chiamiamo Md la massa del disco, Mg la frazione di gas che accresce e M* quella che viene processata in stelle Stimiamo allora il rate di massa in accrescimento sul BH: ∂MBH = Mg tvis–1 = e Md tvis–1 dove le grandezze sono calcolate a rcr, e è il rapporto tra Mg e Md e ∂ indica la derivata temporale Supponendo che la massa iniziale del BH fosse trascurabile, e Md = MBH ∂MBH = G–1 Rcr–1 s 3 da cui si ricava una stima della massa del BH: MBH = ( s / 200 km/s )3 ( 100 / Rcr ) ( tsf / 107 yr ) Msol

38 MBH = h Rcr–1 re s 2 G–1 = Mbul h Rcr–1
Il periodo di 107 yr è dello stesso ordine di grandezza del tipico tempo scala di star formation in gas molecolare e del tipico tempo scala dinamico di una gigante ellittica, per le quali tdyn = re s –1 Ponendo allora tsf = h tdyn = h re s –1 con h prossimo all’unità Allora MBH può essere riscritta, ricordando il Viriale MBH = h Rcr–1 re s 2 G–1 = Mbul h Rcr–1 che, ricordando Rcr ≈ 100, riporta alla relazione di Magorrian tra MSMBH e Mbul Dal teorema del Viriale e dalla relazione di Faber – Jackson si ricava che re ≈ s 2, da cui MBH = h Rcr–1 G–1 s 4

39 Merger e MBH – s Simulazioni di Kazantzidis et al., 2004, mostrano che nel caso di merger tra due galassie che soggiacciono sulla relazione, il remnant presenterà un aumento della dispersione di velocità stellare, con spostamento della galassia lungo l’asse delle ascisse, salvo poi riportarsi lungo la relazione con accrescimento del SMBH risultato dalla coalescenza dei due progenitori

40 Bibliografia Gebhardt, K., Bender, R., Bower, G., Dressler, A., Faber, S. M., Filippenko, A. V., Green, R., Grillmair, C., Ho, L. C., Kormendy, J., Lauer, T. R., Magorrian, J., Pinkney, J., Richstone, D., & Tremaine, S.; 2000; ApJ, 539, L13-L16 Merrit, D., & Ferrarese, L.; 2001; ApJ, 547, Tremaine, S., Gebhardt, K., Bender, R., Bower, G., Dressler, A., Faber, S. M., Filippenko, A. V., Green, R., Grillmair, C., Ho, L. C., Kormendy, J., Lauer, T. R., Magorrian, J., Pinkney, J., & Richstone, D.; 2002; ApJ, 574, Ferrarese, L.; 2004; in preparation Marconi, A., & Hunt, L. K.; 2003; ApJ, 589, L21-L24 Burkert, A., & Silk, J.; 2001; ApJ, 554, L151-L154 Kazantzidis, S., Mayer, L., Colpi, M., Madau, P., Debattista, V. P., Moore, B., Wandsley, J., Stadel, J., & Quinn, T.; 2004; ApJ, submitted


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